La composition des astéroïdes est connue par comparaison de leurs spectres lumineux avec ceux de roches terrestres et de météorites. Les composants principaux (roches/métaux/matières organiques) peuvent être estimés par l'étude des spectres visibles et proche IR. On identifie ainsi grands types qui sont répartis différemment dans la ceinture principale.
Les météorites proviennent pour la plupart des astéroïdes de la ceinture principale. Elles sont elles-mêmes réparties en types pétrologiques. L'abondance relative des différents types trouvés sur Terre dépend de l'abondance dans la région source, mais aussi de l'efficacité des mécanismes dynamiques et de leur résistance mécanique. Celle-ci détermine leur durée de vie dans la ceinture principale, et leur résistance à la traversée de l'atmosphère terrestre.

Asteroid composition is derived by comparison with terrestrial rocks and meteorites spectra. the overall composition (rocks/metal/organics) can be estimated by studying their spectra in the visible and the near-IR range. Several compositional types are identified, which exhibit distinct distributions in the main asteroid belt.
Most meteorites originate from the main belt asteroids. They are also grouped according to their petrologic properties. The relative fall frequency of meteorites depends on not only on their abundance in the asteroid belt, but also on the efficiency of delivery mechanisms, and on their physical strength. The latter determines lifetime in space and survival probability during atmospheric entry.

Les principaux types d'astéroïdes sont S, C, M, P et D, en s'éloignant du Soleil. Leur abondance est corrélée à la distance au Soleil, les matériaux les plus primitifs étant plus abondants vers l'extérieur du Système solaire. Cette répartition correspond au gradient de composition dans la nébuleuse primitive et aux conditions initiales de formation. Ceci indique que les phénomènes dynamiques (collisions entre astéroïdes et diffusion) n'ont que partiellement modifié leur distribution initiale depuis 4 milliards d'années. The major spectral types are S, C, M, P, & D (outward from the Sun). Their abundance is correlated with the distance from the Sun, with the most primitive materials in the outer Solar System. This repartition corresponds to the compositional gradient in the primitive nebula, meaning that dynamic processes (collisions and diffusion) have not completely perturbed the initial distribution of the asteroids. (a) d'après Tholens 1984 et Bell 88 (b) d'après Bell 1986 (c) d'après Tedesco 1982

Certains types d'astéroïdes correspondent à des débris de corps parents plus gros, différentiés, détruits au cours de collisions majeures (planétésimaux). Dans ce cas, des compositions différentes reflètent la structure interne de ces objets. Les types M et T correspondraient ainsi aux noyaux métalliques, les types A et R seraient des restes de manteau (provenant respectivement de corps-parents complétement ou partiellement différentiés), les petits astéroïdes V correspondraient à la surface ou à la croûte d'objets semblables à Vesta, et certains astéroïdes S à la zone de transition entre le noyau et le manteau.

Les météorites proviennent surtout de deux zones étroites de la ceinture principale : la résonance 3:1 (à ~2,5 u.a.) et la résonance v6 (située entre 2,1 et 2,5 u.a. selon l'inclinaison de l'orbite). Ces deux zones subissent les perturbations gravitationnelles de Jupiter et sont très instables : les objets qui y sont situés sont éjectés rapidement vers l'intérieur ou l'extérieur du Système solaire. Les météorites rocheuses, relativement fragiles, proviennent généralement de corps-parents situés près de ces régions. Les météorites métalliques, beaucoup plus résistantes aux chocs, peuvent se retrouver dans les résonances à la suite de nombreuses collisisons, et peuvent donc être formées n'importe où dans la ceinture principale. Les météorites représentent donc un échantillonnage de la ceinture d'astéroïdes, mais affecté d'un biais notable.

Some asteroid types correspond to pieces of large, differentiated, parent bodies (the planetesimals) destroyed during big shocks. Different composition are then related to different regions inside these parent bodies. M and T types would thus be remnants of metallic cores, A and R types would be pieces of mantle (from completely of partly differentiated bodies respectively), small V types would correspond to the surface/crust region of Vesta-like objects, and some S asteroids would correspond to the mantle/core transition.

Most meteorites originate from the asteroid belt, but mainly from two narrow regions in the asteroid belt: the 3:1 Kirkwood gap (~2.5 au) and the v6 resonance (between 2.1 and 2.5 a.u. depending on orbit inclination). These two regions are affected by gravitational perturbations from Jupiter and are very unstable: objects located there are soon ejected either inside or outside the Solar System. Low-strength, non-metallic meteorites come mainly from these regions, but metal-meteorites can originate from anywhere in the main belt, and survive numerous collisions. Altogether, the sampling is severely biased, with large over-representation of metallic meteorites, and stones from the two main resonances.

De même que pour les astéroïdes, la nature des météorites doit refléter leur origine et la nature de leurs corps parents : les météorites primitives (achondrites et chondrites primitives) n'ont pas été réchauffées depuis leur formation dans la nébuleuse primitive, et ne peuvent provenir que de petits corps indifférentiés. Les achondrites proviennent de corps beaucoup plus gros, qui ont pu chauffer. En particulier les achondrites basaltiques proviennent de corps suffissament gros pour avoir complètement fondus, et pour avoir dévelopé un manteau et une croûte rocheux — ce sont donc littéralement de planètes terrestres : Vesta (pour les HED), Mars (pour les SNC) ou la Lune (pour les météorites lunaires). Les météorites metalliques, constituées d'alliages de fer et de nickel, sont formées dans le noyau métallique de tels objets, qui ont donc été totalement disloqués. Les météorites metallo-pierreuses (litho-sidérites) proviennnent d'une zone de transition entre manteau et noyau.

La comparaison des spectres de météorites et d'astéroïdes permet en principe d'identifier en détail les corps-parents des principaux types de météorites. En fait, la seule identification directe concerne les météorites HED (Howardite, Eucrites et Diogénites) et les astéroïdes de type V. Ceux-ci appartiennent tous (sauf un) à la famille dynamique de Vesta, et sont probablement des matériaux éjectés de Vesta à la suite d'impacts majeurs. Les météorites HED seraient donc des échantillons de Vesta. Par contre, on ne connaît pas encore de corps parent possible pour les chondrites ordinaires, qui représentent 80% des chutes de météorites. Inversement, certains types d'astéroïdes n'ont pas d'analogue météoritique connu.

Meteorites composition is also related to their origin and parent bodies: primitive meteorites (achondrites and primitive chondrites) have not been heated since their formation in the solar nebula, and therefore necessarily come from indifferentiated bodies. Achondrites orginate from parent bodies large enough to have suffered large internal temperatures. In particular, basaltic achondrite come from bodies that were melted, and where a metalic core separated from rocky mantle and crust — those are typically terrestrial planets: Vesta (for the HED meteorites), Mars (for the SNC), and the Moon (for lunar meteorites). Metallic meteorites, composed of iron and nickel alloys, are formed in the core of such bodies, which therefore have been completely destroyed. Stony-iron meteorites originate from a transition region between mantle and core.

Comparison between meteorite and asteroid spectra should allow to identify precisely the parent bodies of the main meteorite types. The only very good match is between HED meteorites and V-type asteroids. These asteroids belong to the Vesta dynamical family, and were therefore probably ejected from Vesta during major impacts. Conversely, there is no know asteroidal analogue for the ordinary chondrites, which represent 80% of the meteorite falls. Some asteroid spectra do not have known meteorite analogues.

Le type S (roches silicatées) est particulièrement compliqué, et inclus sans doute des objets de natures très différentes. Il est actuellement divisé en 7 sous-classes, selon le rapport d'abondance en olivine et pyroxene. Celui-ci peut s'estimer à l'aide des bandes d'absorption à 1 et 2 µm. The S type is a specially complicated one, which probably includes very different objects. It is currently divided into 7 subclasses according to variable olivine to pyroxene content ratio. Spectrally, this corresponds to the position and shape of the 1 µm band, and to the presence of a band at 2 µm. D'après Britt et Lebovsky 1996

Controverses

Controversies

Idées actuelles / Current picture (year 2000)

• Il a été proposé que les chondrites ordinaires, en particulier les chondrites H, proviennent de 6 Hebe (type S(IV) ) (Gaffey and Gilbert 1998).
• Parmi les mécanismes de vieillissement possibles, le plus important serait la formation de pellicules par vaporisation des silicates ferreux et dépôt de billes métalliques à la surface des grains (fer métallique de 5 à 10 µm de diamètre). Ces particules sont produites par le bombardement des particules du vent solaire et les impacts de micro-météorites. Sur la Lune, les deux mécanismes contribueraient de façon comparable. Dans la ceinture d'astéroïdes, le plus efficace serait lié au vent solaire (bien que 10 fois moins efficace que sur la Lune), les vitesses relatives étant trop faibles pour que les impacts contribuent de façon significative. Une maturation complète des surfaces prendrait environ 100 000 ans (voir modélisation par Hapke, LPSC 2000).

• OC, in particular H chondrites, were proposed to come from 6 Hebe (S(IV) type) (Gaffey and Gilbert 1998).
• Among the possible space weathering mechanisms, one of the most efficient would be the formation of coatings by deposition of ferrous silicate vapor (metallic iron 5-10 nm in diameter). These particles are produced by both solar wind sputtering and micrometeorite impacts. On the Moon, both mechanisms would be equally effective. In the main asteroid belt, the main origin is solar wind sputtering (although 10% as effective as on the Moon only) because impact velocities are much too low. Complete maturation of the soils would be reached in about 100 000 yr (see modeling by Hapke 2000, LPSC).

Voir aussi :

Liens petits corps
Spectroscopie IR et astéroïdes